Разделы презентаций


Определение температур и радиусов звезд

Содержание

Температуры звезд В широком интервале длин волн излучение звезд весьма точно совпадает с функцией Планка, в то время как в области корот-ких и радио волн спектр имеет нетепловой характер.Для примера приведен

Слайды и текст этой презентации

Слайд 1

Астрофизика (введение в астрофизику) Лекции 7-8 Определение

температур и радиусов звезд

Определение температуры в приближении АЧТ
2. Эффективная температура по моделям звездных
фотосфер
3. «Прямой» метод определения Те
4. Понятие об астроклимате
5. Интерферометрические методы определения радиусов звезд
6. Фотометрический радиус звезд

Астрофизика (введение в астрофизику)

Слайд 2Температуры звезд
В широком интервале длин волн излучение звезд весьма

точно совпадает
с функцией Планка, в то время как в

области корот-
ких и радио волн спектр имеет нетепловой характер.
Для примера приведен спектр Солнца.
Температуры звезд В широком интервале длин волн излучение звезд весьма точно совпадает с функцией Планка, в то

Слайд 3Температуры звезд
lg Fλ
Te

Распределение

энергии, полученное в моделях фотосфер звезд с разными температурами показывает,

что температурными критериями могут быть: - наклон пашеновского
континуума;
величина
бальмеровского
скачка
(λ=3646А)








Температуры звездlg Fλ      Te Распределение энергии, полученное в моделях фотосфер звезд с

Слайд 4Температуры звезд
lg (F4000/F7000)
lg(F3646+/F3646-)
Наклон пашеновского
континуума (на рис. вверху)

lg(F4000/F7000) –
надежный критерий для
температур до 104К, а


величина бальмеровского
скачка
lg(F3646+/F3646-)
лучше работает для
горячих звезд, поскольку
в области температур ниже
104К величина скачка
зависит еще и от ускорения
силы тяжести lg g на
поверхности звезды.

lgg

Температуры звездlg (F4000/F7000)lg(F3646+/F3646-) Наклон пашеновского континуума (на рис. вверху)    lg(F4000/F7000) –надежный критерий для температур

Слайд 5Температуры звезд
Для определения температур по моделям фотосфер
необходимы спектральные

наблюдения, которые
доступны для достаточно ярких звезд. Поэтому для
массовых

определений температур звезд используются
фотометрические критерии – показатели цвета, например,
(В-V), который в первую очередь зависит от температуры
(и весьма слабо зависит от ускорения и хим. состава).
На следующем рисунке представлена калибровка
показателя цвета (B-V) по эффективной температуре
для звезд главной последовательности. (При этом надо
помнить, что цвет должен быть исправлен за межзвездное
покраснение света.)

Температуры звезд Для определения температур по моделям фотосфер необходимы спектральные наблюдения, которые доступны для достаточно ярких звезд.

Слайд 6Температуры звезд


Калибровка эффективной температуры для звезд ГП

-0.2 0.0

0.4 0.8 (B-V)

40

20

10


6

4

Температура, тыс. К









К - е пп




е

Температуры звезд Калибровка эффективной температуры для звезд ГП     -0.2

Слайд 7Температуры звезд
Если мы имеем возможность получить абсолютный
наблюдаемый поток

излучения звезды во всем интервале
длин волн(болометрический) и независимо определить


угловой диаметр звезды, то эффективная температура
вычисляется следующим образом:

где R – радиус звезды, r – расстояние до нее.
Этот метод может считаться прямым.

Температуры звезд Если мы имеем возможность получить абсолютный наблюдаемый поток излучения звезды во всем интервале длин волн(болометрический)

Слайд 8Радиусы звезд
Угловое разрешение в оптическом диапазоне
ограничивается не дифракцией

и аберрациями, а турбулентностью в атмосфере. Луч, проходя атмосферу, преломляется

и отклоняется, причем величина и направление отклонения быстро меняются со временем (10-1000Гц).
Средний размер неоднородности в атмосфере (радиус когерентности r0) составляет 5-15 см. Если диаметр телескопа меньше, то основное искажение заключается
в наклоне волнового фронта и изображения звезды колеблется как целое. Большие телескопы создают тысячи подобных изображений, в сумме дающие турбулентный диск.

Радиусы звезд Угловое разрешение в оптическом диапазоне ограничивается не дифракцией и аберрациями, а турбулентностью в атмосфере. Луч,

Слайд 9
В лучших климатических условиях турбулентный диск
составляет 1"-0.5". Дифракционный же

диск Θ=1.22λ/d)
у современных телескопов (d~1-10метров) составляет сотые доли угловой

секунды, что при отсутствии атмосферы позволило бы напрямую разрешить диски многих звезд (близких и гигантов).

В лучших климатических условиях турбулентный дисксоставляет 1

Слайд 10Радиусы звезд
За атмосферой падающий волновой
фронт в пределах диаметра

телескопа
является плоским. Атмосфера приводит к образованию «складок» амплитудой в несколько

длин волн. Поэтому в фокальной плоскости формируется картина из множества пятен (спеклов), которые возникают благодаря интерференции лучей света, попадающих в фокальную плоскость телескопа от разных участков объектива. Каждое такое пятнышко похоже на дифракционный диск в фокальной плоскости идеального телескопа.
Радиусы звезд За атмосферой падающий волновой фронт в пределах диаметра телескопаявляется плоским. Атмосфера приводит к образованию «складок»

Слайд 11
Продолжительные экспозиции в большом диапазоне длин волн приводят к

замыванию спеклов: формируется т.н. турбулентный диск (огибающая всех
cпеклов α=λ/r0).

Таким образом, спекл-нтерферометрия реализует разрешение телескопа не хуже релеевского λ/d.
Спекл-интерферометрические наблюдения позволяют
разделить близкие компоненты двойных и измерить угловые радиусы звезд.

Продолжительные экспозиции в большом диапазоне длин волн приводят к замыванию спеклов: формируется т.н. турбулентный диск (огибающая

Слайд 13Радиусы звезд

На предидущем рисунке 4.7 видно, что спекл-картины для

Бетельгейзе(красный сверхгигант) более размыты, чем для Веги (звезда главной последовательности),

а спеклы двойной звезды Капеллы характеризуются некоторой явной упорядоченной структурой.
Дальнейшая обработка спекл-картин (аналого-оптическое преобразование) позволяет получить численные значения угловых радиусов звезд и расстояний между ними.
Радиусы звезд На предидущем рисунке 4.7 видно, что спекл-картины для Бетельгейзе(красный сверхгигант) более размыты, чем для Веги

Слайд 14Радиусы звезд
Для определения радиусов звезд
возможно использование метода
покрытия звезд диском

Луны.
На рисунке показано,
как зависит форма
кривой затмения
звезды диском
Луны

в зависимости
от углового размера
звезды.
Этот метод также
требует монохрома-
тичности излучения,
а кроме этого не все
звезды закрываются
Луной.
Радиусы звезд Для определения радиусов звездвозможно использование методапокрытия звезд диском Луны. На рисунке показано,как зависит форма кривой

Слайд 15Радиусы звезд
Принципиальная схема двухлучевого интерферометра: A и B - зеркала,

C - телескоп. Внизу показано распределение интенсивности излучения в интерферен-ционной

картине от двух источников.

Пространственный интерферометр (Физо, Майкельсон) позволяет уве-
личить разрешающую способность
в направлении линии, соединя-ющей зеркала или телескопы, до величины λ/D.
Современные оптические интерфе-рометры состоят из нескольких телескопов (6х1м, CHARA; 4х4м, VLTI) работающих в ближнем ИК-диапазоне и разнесенных до 500 м.
Предельное разрешение достигает
20-50 микросекунд дуги, что позволяет определять не только размеры звезд, но и их форму.

Объектив d

D

Радиусы звездПринципиальная схема двухлучевого интерферометра: A и B - зеркала, C - телескоп. Внизу показано распределение интенсивности

Слайд 16Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA) interferometer
Mount Wilson, California

Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA) interferometerMount Wilson, California

Слайд 17

Parallax (
Наблюдения диска
звезды альфа
Цефея
(Альдерамин).
Сферические
координаты
(в миллисекундах
дуги) переведены
в

радиусы Солнца.

Подробные данные и их
ошибки даны в следующей
таблице.

Parallax (Наблюдения дисказвезды альфа Цефея (Альдерамин).Сферические координаты (в миллисекундахдуги) переведеныв радиусы Солнца.Подробные данные и ихошибки даны в

Слайд 18

Parallax (
Ra (R
Rb (R
Gravity darkening (
0.084

Parallax (Ra (RRb (RGravity darkening (0.084

Слайд 19Примеры вопросов коллоквиума 1 Физический смысл звездной величины. Определение абсолютной звездной величины.

Для чего она вводится в астрономии? Опишите тригонометрический метод определения расстояний

до звезд и его ограничения. Метод определения масс звезд по наблюдениям двойных затменных звезд. Опишите прямой метод определения эффективных температур звезд. Что такое эффективная температура? Физические основы спектральной классификации звезд Диаграмма «температура-светимость»  Состав и строение Солнечной системы и т.д.
Примеры вопросов коллоквиума 1  Физический смысл звездной величины.  Определение абсолютной звездной величины. Для чего она

Слайд 20
450 и 550 нм

450 и 550 нм

Слайд 21
Относительная распространенность нуклидов lg N (N - число
атомов, lg NSi=6)

в зависимости от атомной массы
(по А. Камерону). Изотопы одного и

того же элемента (вплоть
до Ge) соединены прямыми линиями. Различные символы
указывают на основные процессы синтеза нуклидов:
- взрывное горение C, O и Si, -
медленный захват нейтронов (s-процесс), + - быстрый
захват нейтронов (r-процесс), - сравнимый
вклад s и r-процессов, - ядерное статистическое равновесие
(e-процесс). Нуклиды, образующиеся в других процессах,
отмечены точками. Штриховой линией соединены обойденные ядра.
Относительная распространенность нуклидов lg N (N - числоатомов, lg NSi=6) в зависимости от атомной массы(по А. Камерону).

Обратная связь

Если не удалось найти и скачать доклад-презентацию, Вы можете заказать его на нашем сайте. Мы постараемся найти нужный Вам материал и отправим по электронной почте. Не стесняйтесь обращаться к нам, если у вас возникли вопросы или пожелания:

Email: Нажмите что бы посмотреть 

Что такое TheSlide.ru?

Это сайт презентации, докладов, проектов в PowerPoint. Здесь удобно  хранить и делиться своими презентациями с другими пользователями.


Для правообладателей

Яндекс.Метрика